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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.00902
Kammer et al. (2015)
Spitzer Secondary Eclipse Observations of Five Cool Gas Giant Planets and Empirical Trends in Cool Planet Emission Spectra
(5つの低温ガス惑星のスピッツァーによる二次食の観測と、低温惑星の発光スペクトルの経験的傾向)
観測したのは、HAT-P-19b, WASP-6b, WASP-10b, WASP-39b, WASP-67bの5つである。
惑星大気モデルや先行観測の結果と、この二次食の食の深さを比較して、大気構造への制限を与えることが目的である。
観測と解析の結果、昼側のスペクトルからは、木星質量より軽い低温のガス惑星は昼側から夜側への効率的な大気循環による熱の輸送が行われているか、高いアルベドを持つ (どちらか、もしくは両方)ということが示唆される。
逆に木星よりも重い低温のガス惑星は、大気循環が効率的ではなく、低いアルベドを持つとするモデルとよく一致した。
今回の惑星のような低温環境では、CH4/COの存在比は、金属量の関数であると考えられる。そのため、存在比は金属量への制限として使えるはずである。
重いガス惑星については、太陽の金属量とよく合う昼側のスペクトルを持つ。
しかし今回のサンプルでは、軽い惑星については良い制限は得られなかった。
興味深いことに、これらの低温惑星の3.6 μmと 4.5 μmでの輝度温度の比は、惑星の温度とは独立である。
その代わりに、輝度温度の比は惑星質量と相関があるように思われる。
もしこの傾向が確認された場合は、これらの惑星の放射スペクトルの形状は質量に依存する事を示唆している。
これは、軽い惑星は金属量の多い大気を持つ傾向にあるという仮説と整合的である。
スピッツァー宇宙望遠鏡で二次食が見えているトランジット惑星は 100個程度あり、大部分は木星型惑星で、表面温度が 1500 - 2500 Kのものである。
小さい惑星や、より低温な惑星の二次食の観測は難しい。
大気の化学平衡モデルによると、1000 - 1200 Kあたりで、炭素のresovoirはCOからCH4に変わると予測されている。これは褐色矮星における傾向と類似していると示唆されている(Kirkpatrick 2005)。
しかしこの傾向は、温度だけではなく組成にも依存する、つまり金属量に依存すると考えられる。
CH4がドミナントとなることが予想される温度であっても、Hの存在量が低い場合はCH4の存在量が下がり、COが増えることが考えられる。
この仮説は、GJ 436bからの放射スペクトルを説明するために提案されたものである。
GJ 436bは比較的低温なのにも関わらず、CO-richでCH4-poorな大気を持つことが示唆されている。
arXiv:1508.00902
Kammer et al. (2015)
Spitzer Secondary Eclipse Observations of Five Cool Gas Giant Planets and Empirical Trends in Cool Planet Emission Spectra
(5つの低温ガス惑星のスピッツァーによる二次食の観測と、低温惑星の発光スペクトルの経験的傾向)
概要
スピッツァー宇宙望遠鏡の 3.6 μmと 4.5 μmで複数の低温のトランジット惑星の二次食 (secondary eclipse)を観測した。ここでいう"低温"とは、表面温度が 1200 K未満の惑星を指す。観測したのは、HAT-P-19b, WASP-6b, WASP-10b, WASP-39b, WASP-67bの5つである。
惑星大気モデルや先行観測の結果と、この二次食の食の深さを比較して、大気構造への制限を与えることが目的である。
観測と解析の結果、昼側のスペクトルからは、木星質量より軽い低温のガス惑星は昼側から夜側への効率的な大気循環による熱の輸送が行われているか、高いアルベドを持つ (どちらか、もしくは両方)ということが示唆される。
逆に木星よりも重い低温のガス惑星は、大気循環が効率的ではなく、低いアルベドを持つとするモデルとよく一致した。
今回の惑星のような低温環境では、CH4/COの存在比は、金属量の関数であると考えられる。そのため、存在比は金属量への制限として使えるはずである。
重いガス惑星については、太陽の金属量とよく合う昼側のスペクトルを持つ。
しかし今回のサンプルでは、軽い惑星については良い制限は得られなかった。
興味深いことに、これらの低温惑星の3.6 μmと 4.5 μmでの輝度温度の比は、惑星の温度とは独立である。
その代わりに、輝度温度の比は惑星質量と相関があるように思われる。
もしこの傾向が確認された場合は、これらの惑星の放射スペクトルの形状は質量に依存する事を示唆している。
これは、軽い惑星は金属量の多い大気を持つ傾向にあるという仮説と整合的である。
研究の背景
惑星の熱放射からは、惑星大気の組成やP-T profile (圧力-温度構造)についての情報が得られる。スピッツァー宇宙望遠鏡で二次食が見えているトランジット惑星は 100個程度あり、大部分は木星型惑星で、表面温度が 1500 - 2500 Kのものである。
小さい惑星や、より低温な惑星の二次食の観測は難しい。
大気の化学平衡モデルによると、1000 - 1200 Kあたりで、炭素のresovoirはCOからCH4に変わると予測されている。これは褐色矮星における傾向と類似していると示唆されている(Kirkpatrick 2005)。
しかしこの傾向は、温度だけではなく組成にも依存する、つまり金属量に依存すると考えられる。
CH4がドミナントとなることが予想される温度であっても、Hの存在量が低い場合はCH4の存在量が下がり、COが増えることが考えられる。
この仮説は、GJ 436bからの放射スペクトルを説明するために提案されたものである。
GJ 436bは比較的低温なのにも関わらず、CO-richでCH4-poorな大気を持つことが示唆されている。
[0回]
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論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.00596
Dumusque et al. (2015)
Characterization of a spurious one-year signal in HARPS data
(HARPSデータ中の偽の1年周期シグナルの特性解析)
しかしいくつかの星のデータには、本物ではない1年周期のシグナルの混入があり、その振幅は数 m/s程度である。
この1年周期のシグナルの原因について解析した。
このシグナルは、地球の太陽周りの回転とは逆の位相を持っている。
また地球が太陽を回るときの青方偏移、赤方偏移によって、恒星からのスペクトルがCCDの繋ぎ目をまたぐときに起こるとして説明可能である。
この1年周期の擾乱は、
・影響を受けているスペクトル線をデータから除いて解析する
・1年周期の正弦曲線でフィッティングする
のどちらかによって除去することが出来る。
この手法は、静的な太陽型星の周りに、長周期で視線速度の振幅の小さい惑星を発見するときには必須の技術である。
HARPSでは、視線速度の精密な検出のために、0.01 mbar、0.01 Kの安定性を持つ。
トリウム・アルゴンランプを参照光にしている (現在はファブリーペロー干渉計でのキャリブレーションにアップグレードされている)。
HARPSと、そのコピー版であるHARPS-Nでは、くじら座タウ星とHD 85512での6年以上に及ぶ観測で、標準偏差 0.92 m/sと 1.05 m/sの精度を出している。
(1) 恒星の対流層を伝わる圧力波によって作られる恒星の振動 (Dumusque et al. 2011, Arentoft et al. 2008, Kjeldsen et al. 2005)
(2) 恒星表面での対流によってできる粒状斑 (Dumusque et al. 2011)
(3) 恒星表面に活動領域がある場合の、恒星の自転による短周期の恒星活動 (Dumusque et al. 2014, Boisse et al. 2012, Meunier et al. 2010, Saar & Donahue 1997)
(4) 恒星の磁気的活動サイクルによる長周期の恒星活動 (Meunier & Lagrange 2013, Dumusque et al. 2011)
ここでは5つ目の原因である、恒星活動には起因しない、CCD検出器の設計に起因するノイズの混入について述べる。
検出されたシグナルはどれも地球の公転周期である1年に等しい周期を持つため、恒星起源ではなく地球に原因があると考えるのが妥当である。
このシグナルは、地球の公転運動が引き起こすスペクトル線の青方偏移と赤方偏移が原因で、検出器のCCDブロックの繋ぎ目を超えることで発生する。これがスペクトル線の形状の変形を引き起こす要因となる。
地球の公転によるスペクトル線の視線速度の変動は、地球の公転運動の向きと恒星の位置によって変わる。最大は 30 km/sである。
もし観測している恒星に対する地球の視線速度が数 km/sの場合は、スペクトル線はCCD上で数ピクセル分しか動かないので、CCDの繋ぎ目をまたぐ事による影響は小さい。
また、視線速度を計算する際には大きな影響を及ぼさない弱いスペクトル線がCCDの繋ぎ目を行き来する場合も、全体の視線速度の計算への影響は小さい。
この2つの要因の組み合わせにより、ある恒星は1年周期の影響が強く現れ、他の恒星では小さいという理由が生じる。
arXiv:1508.00596
Dumusque et al. (2015)
Characterization of a spurious one-year signal in HARPS data
(HARPSデータ中の偽の1年周期シグナルの特性解析)
概要
HARPSのスペクトログラフは視線速度にして m/s精度の安定性がある。しかしいくつかの星のデータには、本物ではない1年周期のシグナルの混入があり、その振幅は数 m/s程度である。
この1年周期のシグナルの原因について解析した。
このシグナルは、地球の太陽周りの回転とは逆の位相を持っている。
また地球が太陽を回るときの青方偏移、赤方偏移によって、恒星からのスペクトルがCCDの繋ぎ目をまたぐときに起こるとして説明可能である。
この1年周期の擾乱は、
・影響を受けているスペクトル線をデータから除いて解析する
・1年周期の正弦曲線でフィッティングする
のどちらかによって除去することが出来る。
この手法は、静的な太陽型星の周りに、長周期で視線速度の振幅の小さい惑星を発見するときには必須の技術である。
HARPSについて
High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher (HARPS)は、ヨーロッパ南天天文台が運用している系外惑星の視線速度法による探査装置である。HARPSでは、視線速度の精密な検出のために、0.01 mbar、0.01 Kの安定性を持つ。
トリウム・アルゴンランプを参照光にしている (現在はファブリーペロー干渉計でのキャリブレーションにアップグレードされている)。
HARPSと、そのコピー版であるHARPS-Nでは、くじら座タウ星とHD 85512での6年以上に及ぶ観測で、標準偏差 0.92 m/sと 1.05 m/sの精度を出している。
視線速度観測への混入
視線速度観測をする際は、数 m/sオーダーのいくつかのノイズの混入が起こりうる。(1) 恒星の対流層を伝わる圧力波によって作られる恒星の振動 (Dumusque et al. 2011, Arentoft et al. 2008, Kjeldsen et al. 2005)
(2) 恒星表面での対流によってできる粒状斑 (Dumusque et al. 2011)
(3) 恒星表面に活動領域がある場合の、恒星の自転による短周期の恒星活動 (Dumusque et al. 2014, Boisse et al. 2012, Meunier et al. 2010, Saar & Donahue 1997)
(4) 恒星の磁気的活動サイクルによる長周期の恒星活動 (Meunier & Lagrange 2013, Dumusque et al. 2011)
ここでは5つ目の原因である、恒星活動には起因しない、CCD検出器の設計に起因するノイズの混入について述べる。
CCD設計の起因する視線速度のノイズ
HD 128621 (ケンタウルス座アルファ星B)、HD 1461、HD 154088、HD 31527などで1年周期の成分が検出されている。これらはあくまで一例であり、他の恒星での検出もある。検出されたシグナルはどれも地球の公転周期である1年に等しい周期を持つため、恒星起源ではなく地球に原因があると考えるのが妥当である。
このシグナルは、地球の公転運動が引き起こすスペクトル線の青方偏移と赤方偏移が原因で、検出器のCCDブロックの繋ぎ目を超えることで発生する。これがスペクトル線の形状の変形を引き起こす要因となる。
地球の公転によるスペクトル線の視線速度の変動は、地球の公転運動の向きと恒星の位置によって変わる。最大は 30 km/sである。
もし観測している恒星に対する地球の視線速度が数 km/sの場合は、スペクトル線はCCD上で数ピクセル分しか動かないので、CCDの繋ぎ目をまたぐ事による影響は小さい。
また、視線速度を計算する際には大きな影響を及ぼさない弱いスペクトル線がCCDの繋ぎ目を行き来する場合も、全体の視線速度の計算への影響は小さい。
この2つの要因の組み合わせにより、ある恒星は1年周期の影響が強く現れ、他の恒星では小さいという理由が生じる。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1508.00426
Beth et al. (2015)
Theory for planetary exospheres: III. Radiation pressure effect on the Circular Restricted Three Body Problem and its implication on planetary atmospheres
(惑星外気圏の理論3：輻射圧が円制限三体問題に与える影響と惑星大気への応用)
恒星からの輻射圧の効果を、円制限三体問題に取り入れた (photograbitational CR3BP)。
(円制限三体問題 Circular Restricted 3 Body Problem, CR3BP)
またその結果を、惑星 (特にホットジュピター)の外気圏の安定性と大気散逸について応用した。
等ポテンシャル面の変形と、ラグランジュ点の位置を記述する。また、輻射圧の効果が入った、修正されたヒル球の方程式も与える。
これをホットジュピターの HD 209458bに適用し、恒星の輻射圧によって大気が噴出するレジームが存在することを示した。
βは輻射圧による加速度と、恒星による重力加速度の比を表している。
βが大きくなると、ラグランジュ点は恒星寄りに移動する。
輻射圧は恒星の重力とは逆方向に働く力なので、βが上昇した場合は釣り合いのためには恒星に近づく必要がある。
また、βが1の時、L2 (恒星から見て惑星の背後)以外のラグランジュ点は消失する。
L2もβが上昇するに連れ惑星に近づくため、作用圏もしくはロッシュローブは小さくなる。
例として、β = 0の輻射圧を一切考えない古典的なヒル半径は、地球の場合は 234.9地球半径だが、β = 0.6の場合はヒル半径は 52.68地球半径、β = 1.2で 37.23地球半径になる。
このモデルでも噴出が発生するという点は同じだが、発生する理由は異なる。
輻射圧がL1やロッシュローブを恒星に近づけるため惑星からは離れていくが、L2は惑星に近づいていき、外圏底付近に、場合によっては惑星の"表面"に近づく。
よって外気圏の温度が低い場合でも、大気の粒子が脱出するのにはエネルギーは不要となる。
初期の太陽はLyman αの放射が現在の 20倍だった(Lammer et al. 2013)。そのためβは 0.6 - 1.2あたりではなく、~ 40程度だったと考えられる。
従って、金星・地球・火星の水素の作用圏は、4 - 6惑星半径程度となる。
この領域を超えると、水素 (そして水素と同じβを持つ分子種)は、重力に束縛されず惑星間空間へ簡単に散逸することが出来る。
なお、外気圏の温度 8000 K、外圏底を 2.8惑星半径、外圏底での気体の個数密度を 1013 m-3としている。
この値は、観測から示唆されている値と無矛盾である。
HD 209458bでは、ヒル球の半径は外圏底よりも下か、場合によっては表面よりも下になりうる。
これは、気体の脱出速度が仮想的に0になり、ジーンズパラメータが0となるのに対応している。
arXiv:1508.00426
Beth et al. (2015)
Theory for planetary exospheres: III. Radiation pressure effect on the Circular Restricted Three Body Problem and its implication on planetary atmospheres
(惑星外気圏の理論3：輻射圧が円制限三体問題に与える影響と惑星大気への応用)
概要
惑星大気への恒星の輻射圧の効果を取り入れた、ハミルトニアンアプローチからの解析的なモデルを提案する。恒星からの輻射圧の効果を、円制限三体問題に取り入れた (photograbitational CR3BP)。
(円制限三体問題 Circular Restricted 3 Body Problem, CR3BP)
またその結果を、惑星 (特にホットジュピター)の外気圏の安定性と大気散逸について応用した。
等ポテンシャル面の変形と、ラグランジュ点の位置を記述する。また、輻射圧の効果が入った、修正されたヒル球の方程式も与える。
これをホットジュピターの HD 209458bに適用し、恒星の輻射圧によって大気が噴出するレジームが存在することを示した。
結果
ラグランジュ点の変化
パラメータとして、βを導入する。βは輻射圧による加速度と、恒星による重力加速度の比を表している。
βが大きくなると、ラグランジュ点は恒星寄りに移動する。
輻射圧は恒星の重力とは逆方向に働く力なので、βが上昇した場合は釣り合いのためには恒星に近づく必要がある。
また、βが1の時、L2 (恒星から見て惑星の背後)以外のラグランジュ点は消失する。
L2もβが上昇するに連れ惑星に近づくため、作用圏もしくはロッシュローブは小さくなる。
ヒル圏の変化
輻射圧入りのヒル球についても解析的に導出した。例として、β = 0の輻射圧を一切考えない古典的なヒル半径は、地球の場合は 234.9地球半径だが、β = 0.6の場合はヒル半径は 52.68地球半径、β = 1.2で 37.23地球半径になる。
大気の安定性
Lecavelier des Etangs et al. (2004)によると、HD 209458bでは惑星の外圏底が変形し、L1が惑星に近いため、幾何学的な噴出 (blow-off)が発生するとされている。よって大気の粒子はより低エネルギーで脱出し散逸することが出来る。このモデルでも噴出が発生するという点は同じだが、発生する理由は異なる。
輻射圧がL1やロッシュローブを恒星に近づけるため惑星からは離れていくが、L2は惑星に近づいていき、外圏底付近に、場合によっては惑星の"表面"に近づく。
よって外気圏の温度が低い場合でも、大気の粒子が脱出するのにはエネルギーは不要となる。
初期の太陽はLyman αの放射が現在の 20倍だった(Lammer et al. 2013)。そのためβは 0.6 - 1.2あたりではなく、~ 40程度だったと考えられる。
従って、金星・地球・火星の水素の作用圏は、4 - 6惑星半径程度となる。
この領域を超えると、水素 (そして水素と同じβを持つ分子種)は、重力に束縛されず惑星間空間へ簡単に散逸することが出来る。
大気散逸率
HD 209458bの大気散逸率の見積もりは、5 × 1010 g s-1となった。なお、外気圏の温度 8000 K、外圏底を 2.8惑星半径、外圏底での気体の個数密度を 1013 m-3としている。
この値は、観測から示唆されている値と無矛盾である。
HD 209458bでは、ヒル球の半径は外圏底よりも下か、場合によっては表面よりも下になりうる。
これは、気体の脱出速度が仮想的に0になり、ジーンズパラメータが0となるのに対応している。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.08902
Kataoka et al. (2015)
Grain size constraints on HL Tau with polarization signature
(偏光特性を用いたHL Tauの粒子サイズへの制限)
ダストの自己散乱光で、観測されている偏光の特徴を説明可能である。
また検出された偏光は、ダスト粒子の最大サイズが 150 μmの時のみ説明可能である。
この結果は、初期段階の星周円盤でのダストサイズに強い制限を与える。またこのサイズの制限は、これまでに予想されていた ~ mmサイズとは相反する結果である。
偏光から示唆されているダスト粒子のサイズは、ガスの圧力バンプにトラップされるには小さすぎる。
このことは、惑星形成理論において粒子の成長を止めるメカニズムの存在を要求するか、あるいはダスト粒子は非常に多孔質であることを示唆するものである。
ALMAでHL Tauの円盤の詳細な画像が得られてからはこの天体がアツいですが、この論文は観測的な特徴からダストのサイズに制限を与えようというものです。
arXiv:1507.08902
Kataoka et al. (2015)
Grain size constraints on HL Tau with polarization signature
(偏光特性を用いたHL Tauの粒子サイズへの制限)
概要
HL Tauまわりの自己偏光している原始惑星系円盤のミリ波偏光の新しい解釈について。ダストの自己散乱光で、観測されている偏光の特徴を説明可能である。
また検出された偏光は、ダスト粒子の最大サイズが 150 μmの時のみ説明可能である。
この結果は、初期段階の星周円盤でのダストサイズに強い制限を与える。またこのサイズの制限は、これまでに予想されていた ~ mmサイズとは相反する結果である。
偏光から示唆されているダスト粒子のサイズは、ガスの圧力バンプにトラップされるには小さすぎる。
このことは、惑星形成理論において粒子の成長を止めるメカニズムの存在を要求するか、あるいはダスト粒子は非常に多孔質であることを示唆するものである。
ALMAでHL Tauの円盤の詳細な画像が得られてからはこの天体がアツいですが、この論文は観測的な特徴からダストのサイズに制限を与えようというものです。
[0回]
論文関連の(ほぼ)個人用メモ。
arXiv:1507.08914
Batista et al. (2015)
Confirmation of the OGLE-2005-BLG-169 planet signature and characteristics with lens-source proper motion detection
(レンズ・ソース天体の固有運動の検出からのOGLE-2005-BLG-169の惑星によるシグナルと特徴の確認)
重力マイクロレンズを用いて発見された天体で、レンズ天体とソース天体が完全に分離でき、相対的な固有運動が判明したのはこれが初めてである。
検出された固有運動の大きさは、7.44 mas yr-1である。
マイクロレンズの光度曲線から得られていた解の範囲を狭め、なた発見報告論文でのモデルの確認と改良が出来た。
この論文で報告しているKeck望遠鏡での観測と並んで、別の論文ではハッブル宇宙望遠鏡でのI, V, Bバンドでの観測も行っており、重力マイクロレンズ天体を両方の手法で追観測した初めての例である。
ここで観測された固有運動の観測と、レンズ天体のHバンドでの明るさから、OGLE-2005-BLG-169Lの惑星系のパラメータをアップデートした。
その結果、惑星質量は天王星質量である 13.2 ± 1.3 地球質量であり、中心星はスペクトル型K5の主系列星、質量は 0.65 ± 0.05 太陽質量である。
また投影した軌道長半径は 3.4 ± 0.3 AUであり、太陽系からの距離は 4.0 ± 0.4 kpcである。
この惑星は、重力マイクロレンズ法で発見された後に、他の方法で確認された初めての例である。
arXiv:1507.08661
Bennett et al. (2015)
Confirmation of the Planetary Microlensing Signal and Star and Planet Mass Determinations for Event OGLE-2005-BLG-169
(OGLE-2005-BLG-169のマイクロレンズイベントのシグナルの確認と恒星・惑星質量の決定)
その結果、レンズイベントの光度曲線から示唆されていた相対的な固有運動の予言を確認した。
この観測と、Keck望遠鏡での観測は共に、重力マイクロレンズイベントの追観測の初めての例である。
この観測では、中心星からの他バンドでのフラックスを観測して決定した。この観測より、レンズイベントの光度曲線からくるパラメータの曖昧さを除去することに成功した。そのため、惑星系のパラメータを精密に決定することが出来た。
重力マイクロレンズの光度曲線と、ハッブル宇宙望遠鏡のWFC3での観測から、中心星の質量は 0.69 ± 0.02 太陽質量、惑星質量は 14.1 ± 0.9 地球質量となった。
太陽系からの距離は 4.1 ± 0.4 kpc、投影された軌道長半径は 3.5 ± 0.3 AU、軌道長半径の予測値は 4.0 (+2.2 -0.6) AUである。
この惑星は、スノーラインの2倍外側に位置する天王星質量の惑星であり、惑星形成のコア集積モデルから予測される"failed Jupiter core"(木星になりきれなかったコア)だと考えられる(Laughlin et al. 2004)。
一般に、中心星の質量を決定するためにはレンズ天体の輝度を測定する必要がある。
しかし測定の正確さのためには、観測した星が本当にレンズ天体であるかどうかを確認する必要がある。
そのため、レンズ天体とソース天体の相対的な固有運動を測定し、その値が重力マイクロレンズの光度曲線から示唆される相対的な固有運動と矛盾しないかどうかを調べる必要がある。
今回の追観測による決定は、将来のWFIRSTによる重力マイクロレンズ観測にも重要である。
arXiv:1507.08914
Batista et al. (2015)
Confirmation of the OGLE-2005-BLG-169 planet signature and characteristics with lens-source proper motion detection
(レンズ・ソース天体の固有運動の検出からのOGLE-2005-BLG-169の惑星によるシグナルと特徴の確認)
概要
Keck望遠鏡で補償光学を用いて、OGLE-2005-BLG-169のマイクロレンズイベントを起こしたソース天体とレンズ天体を高分解能観測した。この観測によって、OGLE-2005-BLG-169Lbが重力マイクロレンズ法で検出されてから 8.21年後にレンズ・ソース系を確認できたことになる。重力マイクロレンズを用いて発見された天体で、レンズ天体とソース天体が完全に分離でき、相対的な固有運動が判明したのはこれが初めてである。
検出された固有運動の大きさは、7.44 mas yr-1である。
マイクロレンズの光度曲線から得られていた解の範囲を狭め、なた発見報告論文でのモデルの確認と改良が出来た。
この論文で報告しているKeck望遠鏡での観測と並んで、別の論文ではハッブル宇宙望遠鏡でのI, V, Bバンドでの観測も行っており、重力マイクロレンズ天体を両方の手法で追観測した初めての例である。
ここで観測された固有運動の観測と、レンズ天体のHバンドでの明るさから、OGLE-2005-BLG-169Lの惑星系のパラメータをアップデートした。
その結果、惑星質量は天王星質量である 13.2 ± 1.3 地球質量であり、中心星はスペクトル型K5の主系列星、質量は 0.65 ± 0.05 太陽質量である。
また投影した軌道長半径は 3.4 ± 0.3 AUであり、太陽系からの距離は 4.0 ± 0.4 kpcである。
この惑星は、重力マイクロレンズ法で発見された後に、他の方法で確認された初めての例である。
arXiv:1507.08661
Bennett et al. (2015)
Confirmation of the Planetary Microlensing Signal and Star and Planet Mass Determinations for Event OGLE-2005-BLG-169
(OGLE-2005-BLG-169のマイクロレンズイベントのシグナルの確認と恒星・惑星質量の決定)
概要
ハッブル宇宙望遠鏡のWide Field Camera 3 (WFC3)で、OGLE-2005-BLG-169のレンズ天体とソース天体の観測を行った。その結果、レンズイベントの光度曲線から示唆されていた相対的な固有運動の予言を確認した。
この観測と、Keck望遠鏡での観測は共に、重力マイクロレンズイベントの追観測の初めての例である。
この観測では、中心星からの他バンドでのフラックスを観測して決定した。この観測より、レンズイベントの光度曲線からくるパラメータの曖昧さを除去することに成功した。そのため、惑星系のパラメータを精密に決定することが出来た。
重力マイクロレンズの光度曲線と、ハッブル宇宙望遠鏡のWFC3での観測から、中心星の質量は 0.69 ± 0.02 太陽質量、惑星質量は 14.1 ± 0.9 地球質量となった。
太陽系からの距離は 4.1 ± 0.4 kpc、投影された軌道長半径は 3.5 ± 0.3 AU、軌道長半径の予測値は 4.0 (+2.2 -0.6) AUである。
この惑星は、スノーラインの2倍外側に位置する天王星質量の惑星であり、惑星形成のコア集積モデルから予測される"failed Jupiter core"(木星になりきれなかったコア)だと考えられる(Laughlin et al. 2004)。
一般に、中心星の質量を決定するためにはレンズ天体の輝度を測定する必要がある。
しかし測定の正確さのためには、観測した星が本当にレンズ天体であるかどうかを確認する必要がある。
そのため、レンズ天体とソース天体の相対的な固有運動を測定し、その値が重力マイクロレンズの光度曲線から示唆される相対的な固有運動と矛盾しないかどうかを調べる必要がある。
今回の追観測による決定は、将来のWFIRSTによる重力マイクロレンズ観測にも重要である。
[0回]
